RST Fysikk 1 lysark kapittel 10 Klikk på sidetallet for å komme til det enkelte lysark. De svarte sidetallene viser hvor illustrasjonen står i læreboka. Kapittel 10 Utstrålingstetthet og innstrålingstetthet, side 211 (i margen øverst) og 210 s. 2 Energiproduksjon i stjernene, side 211 (i margen nederst) og 212 (i margen) s. 3 Proton-proton-reaksjonen, side 212 (i spalten) s. 4 Innstrålingstetthet for stjerne, side 214 (tabell) og 215 s. 5 Stjerneklasser, side 216 (tabell) s. 6 Stjernespekter, side 217 (øverst) s. 7 Hertzsprung-Russel-diagram, side 217 (nederst) s. 8 Stjerneutvikling I, side 218 s. 9 Stjerneutvikling II, side 221 s. 10 Stjernebildet Orion. Betelgeuse, side 222 s. 11 Supernova type Ia, side 223 (øverst) s. 12 Masse per nukleon, side 223 (i margen) s. 13 Løkstruktur i stjerne, side 224 (i margen) s. 14 Svart hull, side 226 s. 15 Relativ mengde av atomer, side 227 (venstre spalte) s. 16 J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 1
Utstrålingstetthet og innstrålingstetthet L sol = M sol 4 R 0 2 M sol R 0 1 m 2 1 m 2 R E sol L sol = E sol 4 R 2 L sol R 1 m 2 E sol J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 2
Energiproduksjon i stjernene Hydrogen Helium + energi Trykkrefter Tyngdekrefter J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 3
Proton-proton-reaksjonen Proton Proton Proton Deuterium H-2 Helium He-3 Helium He-3 Deuterium H-2 Positron Helium He-3 Helium He-4 To protoner Nøytrino J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 4
Innstrålingstetthet for stjerne Bølgelengde/ nm Innstrålings tetthet per bølgelengde/ 10 14 W/(m 2 nm) 300 10,1 325 23,9 350 50,6 375 65,3 420 111,6 450 117,0 470 117,7 500 114,4 550 106,1 600 95,1 700 68,7 800 50,2 1000 31,3 1100 25,1 1200 20,7 Innstrålingstetthet per bølgelengde/ 10 14 W/(m 2 nm) 120 110 100 90 80 70 60 50 40 30 20 10 200 400 600 800 1000 1200 Bølgelengde/nm J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 5
Stjerneklasser Eksempel på stjerne Spektralklasse Overflatetemperatur (kelvin) Hovedtrekk ved spekteret λ topp (nm) O Stjerner i Orions belte > 30 000 B Rigel 30 000 10 000 Linjer fra ionisert He, svake H-linjer Linjer fra nøytralt He, moderate H-linjer < 97 97 290 A Sirius 10 000 7500 Sterke H-linjer 290 390 F Polarstjernen 7500 6000 G Sola 6000 5000 K Arkturus 5000 3500 Moderate H-linjer, moderate linjer fra ionisert Ca Svake H-linjer, sterke linjer fra ionisert Ca Linjer fra nøytrale og ioniserte metallatomer og molekyler 390 480 480 580 580 830 M Betelgeuse < 3500 Sterke molekyllinjer > 830 J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 6
Stjernespekter Hydrogen O B A F G K M Ionisert kalsium Titaniumoksid Natrium Titanoksid J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 7
Hertzsprung-Russel-diagram Deneb Ustrålt effekt/l sol 10 5 10 4 10 3 10 2 10 1 0,1 10 2 10 3 Centauri Rigel Spica Hovedserien Sirius B Bellatrix Hvite dverger Procyon B Superkjemper Betelgeuse Canopus Antares Kefeider Polaris Kjemper Arkturus Vega Sirius Altair Sola Ceti Procyon Pollux Centauri A Aldebaran Centauri B Barnards stjerne Cygni B Proxima Centauri Ross 128 Wolf 359 0,01 0,1 1 10 100 1000 Levetid på hovedserien/10 9 år 10 4 Spektralklasse O0 B0 A0 F0G0K0 M0 50 000 30 000 10 000 6000 5000 3500 Temperatur/K J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 8
Stjerneutvikling I... med en skive av gass rundt seg. l sentrum av området øker tettheten, og i hver enkelt sky for seg. Etter hvert danner det seg et særlig tett område i midten sammentrekningen fortere enn i områdene rundt. Det dannes mindre, tette skyer der kollapsen fortsetter En stor gassky kollapser under sin egen tyngde. Noen steder der tettheten er større enn ellers, går temperaturen blir etter hvert så høy at denne delen tar form som et himmellegeme. En protostjerne er dannet. Sammentrekningen av protostjernen fortsetter til temperaturen er blitt så høy at fusjonsprosesser kan komme i gang. En stjerne er tent! J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 9
Stjerneutvikling II A Hovedseriestjerne, f.eks. sola B Stjernen blir en rød kjempe. Kjerne med hydrogenfusjon til helium (hydrogenbrenning) C Heliumblaffet Skall med H-brenning Tett heliumområde D Langvarig rolig fase Eksplosiv heliumfusjon til karbon Kjerne med He-brenning Skall med H-brenning E Sakte blir den røde kjempen enda mye større. Tett karbonkjerne Skall med He-brenning Skall med H-brenning F Den røde kjempen kaster de ytre lagene av seg. Det dannes planetarisk tåke. G Hvit dverg J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 10
Stjernebildet Orion. Betelgeuse Diameter Betelgeuse Jupiters bane Jordens bane J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 11
Supernova type Ia J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 12
Masse per nukleon m A u 1,008 H 1,006 1,004 1,002 1,000 He C O Cl Fe Zn Kr Ag Ba Pb U 0,998 Ni 50 100 150 200 238 A J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 13
Løkstruktur i stjerne Si, S Fe Fe O Si, S C Ne, Mg He C, O H He J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 14
Svart hull J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 15
Relativ mengde av atomer Relativ mengde atomer per hydrogenatom 1 10 2 10 4 10 6 10 8 10 10 10 12 Hydrogen Helium Karbon Oksygen Neon Magnesium Silisium Svovel Nitrogen Bor Beryllium Litium Jern Argon Kalsium Nikkel 1 10 20 30 40 50 Atomnummer (tallet på protoner) J.W. Cappelens Forlag a.s 2007 16